Protoétoiles et Accrétion

Une protoétoile est le noyau chaud et en croissance au centre d'un nuage en effondrement ; elle acquiert la majeure partie de sa masse par accrétion avant de se contracter le long d'une trajectoire de pré-séquence principale pour initier la fusion de l'hydrogène.

Definition

Une protoétoile est une étoile en formation qui acquiert encore la majeure partie de sa masse par accrétion à partir de son enveloppe et de son disque environnants, avant de s'établir sur la séquence principale et d'entamer la combustion stable de l'hydrogène.

Scope

Ce sujet couvre la phase protostellaire, de la formation d'un noyau hydrostatique à travers la phase d'accrétion principale, la classification observationnelle des jeunes objets stellaires par leurs distributions spectrales d'énergie infrarouge, la luminosité d'accrétion qui alimente les protoétoiles enfouies, et la contraction subséquente de pré-séquence principale le long des trajectoires de Hayashi et Henyey.

Core questions

• Comment une protoétoile se forme-t-elle et grandit-elle ?
• D'où une jeune protoétoile tire-t-elle sa luminosité ?
• Comment les jeunes objets stellaires sont-ils classifiés ?
• Quel chemin une étoile de pré-séquence principale suit-elle pour atteindre la séquence principale ?

Key concepts

• noyau protostellaire
• luminosité d'accrétion
• classes d'objets stellaires jeunes
• étoile T Tauri
• trajectoire de Hayashi
• trajectoire de Henyey
• combustion du deutérium

Key theories

Croissance protostellaire par accrétion

Après qu'un noyau en effondrement forme une petite protoétoile hydrostatique, l'objet grandit en accrétant le matériau en chute ; l'énergie gravitationnelle libérée lorsque le gaz frappe la protoétoile fournit sa luminosité d'accrétion, qui domine le rayonnement des jeunes étoiles profondément enfouies.

Contraction de pré-séquence principale

Une fois l'accrétion terminée, l'étoile de pré-séquence principale se contracte et descend une trajectoire de Hayashi presque verticale tout en étant entièrement convective, puis se déplace le long de la trajectoire de Henyey à mesure qu'un noyau radiatif se développe, jusqu'à ce que les températures centrales augmentent suffisamment pour initier la fusion de l'hydrogène sur la séquence principale.

Mechanisms

Le matériau nuageux en chute s'accumule sur un noyau hydrostatique central, libérant de l'énergie gravitationnelle sous forme de luminosité d'accrétion qui chauffe la poussière environnante et émet dans l'infrarouge. À mesure que l'accrétion diminue, l'étoile de pré-séquence principale révélée, soutenue par une lente contraction gravitationnelle et une brève combustion du deutérium, se contracte et se chauffe jusqu'à ce que la fusion de l'hydrogène commence.

Clinical relevance

Les phases protostellaire et de pré-séquence principale déterminent les masses finales des étoiles, les échelles de temps pendant lesquelles les disques protoplanétaires existent, et les signatures observables, y compris les excès infrarouges et l'activité d'accrétion, utilisées pour identifier et dater les étoiles les plus jeunes dans les régions de formation stellaire.

History

Hayashi a montré en 1961 que les étoiles contractantes entièrement convectives suivent des trajectoires presque verticales, la trajectoire de Henyey a décrit la phase radiative ultérieure, et le modèle standard d'accrétion de la croissance protostellaire a été développé et synthétisé avec les observations de jeunes objets stellaires dans les années 1980.

Key figures

• Chushiro Hayashi
• Frank Shu
• Louis Henyey
• Steven Stahler

Seminal works

• shu1987
• hayashi1961

Frequently asked questions

Pourquoi les protoétoiles sont-elles si difficiles à observer directement ?

Les jeunes protoétoiles sont enfouies profondément dans des enveloppes poussiéreuses en effondrement qui absorbent leur lumière visible et ultraviolette et la réémettent dans l'infrarouge ; elles sont donc étudiées principalement aux longueurs d'onde infrarouges et millimétriques qui peuvent pénétrer la poussière environnante.

Une protoétoile est-elle déjà une vraie étoile ?

Pas tout à fait : une protoétoile est soutenue par la contraction gravitationnelle et l'énergie d'accrétion plutôt que par une fusion d'hydrogène soutenue dans son noyau ; elle ne devient une véritable étoile de séquence principale qu'une fois qu'elle est suffisamment chaude à l'intérieur pour fusionner l'hydrogène de manière stable.